Saturno

Saturno: sus anillos y su espectro
Resumen:
En esta unidad se estudian las distintas inclinaciones que muestran los anillos de Saturno al observarlos
desde la Tierra y a través de ellas se calcula la inclinación del eje del planeta. También se presenta el
“Efecto Doppler-Fizeau” y con él se interpretan los espectros luminosos de Saturno y sus anillos.
Contenidos:
Cálculo de la inclinación de Saturno usando sus anillos
El efecto Doppler-Fizeau
El espectro de Saturno
Cálculo de la velocidad y periodo de rotación de Saturno usando su espectro
Cálculo de la velocidad de rotación de los anillos de Saturno usando su espectro
Cálculo de la masa y la densidad de Saturno usando las leyes de Newton
Material adicional
Nivel:
Segundo ciclo de ESO y Bachillerato
Referencia:
10th EAAE International Summer School,
http://www.eaae-astro.org, http://www.eaae-astronomy.org
http://www.csic.es/astrosecundaria
Autores :
Francis Berthomieu (Comité de Liaison Enseignants et Astronomes, CLEA (France))
Rosa M. Ros Ferré (Universidad Politécnica de Cataluña)
Coordinadora apuntes pedagógicos “Con A de Astrónomas”:
Josefina F. Ling (Universidad de Santiago)
Ayudantes de maquetación y traducción:
Surinye Olarte Vives, Alejandra Díaz Bouza
SATURNO: SUS ANILLOS Y SU ESPECTRO
Resumen
Todo el mundo conoce el planeta Saturno, asociándolo con sus anillos. Menos conocido es
el hecho que esos anillos no se ven siempre de la misma manera desde la Tierra. Este
trabajo lo estudia especialmente. Consideraremos los anillos observados desde la Tierra
para calcular la inclinación del eje de rotación del planeta.
El “Efecto Doppler-Fizeau” es una herramienta de múltiples usos en astrofísica. Se explica
en qué consiste y se dan las consecuencias matemáticas que se deducen del mismo. Se
muestra después como sirve para interpretar algunas imágenes de espectros luminosos, tal
como el de Saturno y sus anillos.
Cálculo de la inclinación de Saturno usando sus anillos
Los anillos de Saturno se encuentran en el plano ecuatorial del planeta. El eje de rotación
de Saturno tiene una inclinación de 27° con el plano de la órbita y esa órbita está inclinada
2,5° sobre el plano de translación de la Tierra, el plano de la eclíptica, (Figura 1), y por eso
Saturno nos ofrece aspectos variados (Figura 2).
Los anillos de Saturno nos dan la oportunidad de calcular fácilmente la inclinación del
planeta. Si Saturno no tuviera ninguna inclinación, sus anillos aparecerían siempre de la
misma manera. En realidad, la inclinación aparente de los anillos cambia de un valor
máximo de 27° a cero, y en ese caso, los anillos no se ven.
Figura 1. El eje de rotación de Saturno esta inclinado sobre el plano de su órbita y este plano está inclinado
en relación a la eclíptica
1
Figura 2. El aspecto de Saturno cambia
Figura 3. Observando los anillos de Saturno desde la Tierra
Es muy sencillo medir la inclinación de los anillos en cada una de las fotografías.
Llamando m al eje menor y M al eje mayor de los anillos en la foto; la inclinación i puede
obtenerse de la figura 3 por:
i = arcsin(m / M )
Figura 4. Gráfica de la variación de la inclinación aparente de los anillos de Saturno respecto al tiempo
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Dado que la variación de la inclinación de los anillos es periódica (Figura 4), podemos
calcular la inclinación correspondiente a cada una de las fotos que aquí se presentan
(Figuras 5a, 5b, 5c, 5d, 5e, 5f, 5g, 5h, 5i, 5j y 5k). Este valor puede situarse en la Figura 4.
Se puede observar, en cada caso, la posición del punto en la gráfica y deducir si la
inclinación está creciendo o disminuyendo.
Figura 5a. Saturno en noviembre de 1999
Figura 5b. Saturno en septiembre de 2000
Figura 5c: Saturno en agosto de 2001
Figura 5d: Saturno en septiembre de 2002
Figura 5e: Saturno en noviembre de 2003
Figura 5f: Saturno en enero de 2004
Figura 5. Distintas fotografías de Saturno y sus anillos (Albert Capell, Barcelona)
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Figura 5g: Saturno en enero de 2005
Figura 5h: Saturno en febrero de 2006
Figura 5i. Saturno en febrero de 2007
Figura 5j. Saturno en enero de 2008
Figura 5k: Saturno en marzo de 2009
Figura 5. Distintas fotografías de Saturno y sus anillos (Albert Capell, Barcelona)
Por ejemplo:
• de la fotografía 5d del 2002, se deduce m=20 mm y M = 46 mm y en consecuencia
i = 27º
• para el año 2007 en la fotografía 5i se miden respectivamente 14 mm y 54 mm
obteniéndose i = 15º
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Cuentos de hadas… y periodicidad
Muchos de los fenómenos astrofísicos tienen que ver con la noción de
periodicidad. Encontraremos esos tipos de problemas cuando estudiemos
el efecto Doppler-Fizeau o la medida de la velocidad de la luz de Olaus
Römer. En esta corta presentación, un cuento de príncipes y princesas nos
ayudara para entender sencillamente estos delicados problemas.
El Príncipe Juan y la Princesa Ana
“El Príncipe Juan se fue a un viaje de exploración en su barco, dejando a
la Princesa Ana en su castillo.
Como todos los enamorados, necesitaban estar en contacto: decidieron
usar palomas mensajeras. Juan salió un domingo a las doce y le prometió
a Ana mandarle una paloma (con algún mensaje secreto) cada día a las
doce. ¡Y así lo hizo durante todo su viaje!
Figura 6. El Príncipe Juan y la Princesa Ana
Ella esperó cada día a las doce en la cumbre de su torre. Pero las palomas
nunca llegaron a las doce, ¡sino más tarde!
Durante la primera semana: ¡llegaron con una periodicidad de 25 horas!
Luego, por un día, el periodo fue de 24 horas. Y hasta que volvió el
Príncipe a su casa: ¡el periodo fue de 23 horas!
Ahora, miremos con atención nuestra historieta y trataremos de encontrar
la explicación de tal extraño fenómeno...
Es bastante sencillo entenderlo si se sabe que:
- El barco del Príncipe Juan recorre 100 Km por día.
- ¡Las palomas vuelan a 100 Km por hora!”
Veamos el siguiente esquema
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Domingo 12 :00
Lunes 12:00
Lunes 13:00
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Miércoles 12:00
Miércoles 15:00
Jueves 12:00
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Viernes 17:00
Sábado 12:00
Sábado 17:00
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El Efecto Doppler-Fizeau
Todos nosotros hemos podido oír una consecuencia del Efecto Doppler en acústica.
Cuando un coche se nos aproxima tocando su bocina, se escucha un sonido más agudo que
cuando el mismo se aleja. Un sonido es un fenómeno periódico, cuyos parámetros físicos
son la frecuencia N y el periodo T. Se viene propagando con una velocidad C. Esos
parámetros nos permiten definir una longitud de ondas λ = CT ó λ = C/N.
¿Cómo se puede explicar la aparente modificación de esos parámetros cuando la fuente de
sonido se mueve relativamente al observador? Imaginemos tres puntos ubicados en una
misma línea recta Ox. A y B no se mueven, mientras C se mueve con velocidad constante
yendo desde A hacia B. Suponemos que C vaya emitiendo un sonido caracterizado por su
frecuencia N0 y su periodo T0.
Figura 7. Los puntos A y B no se mueven y C se mueve con velocidad constante
En la Figura 7 se puede apreciar una representación gráfica de esta situación, en relación
con el tiempo t. Podemos suponer que C esta emitiendo un “top” cada T segundos, como
indicado por puntos en el dibujo. Como el sonido se propaga con la velocidad C, se
demora algún tiempo para ir desde C a A (Figura 8a) ó B (Figura 8b), según la distancia
que debe recorrer.
En los dibujos, podemos representar la propagación del sonido por líneas rectas, y ver en
qué instante llega el sonido de un “top” al punto A o al punto B.
Figura 8a. Para ir desde C hasta A
Figura 8b. Para ir desde C hasta B
Se nota claramente que el periodo T del fenómeno, tal como lo percibe el observador A, es
más largo que T0, mientras que en B parece más corto.
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Así podemos deducir:
- Si la fuente de sonido se aleja del observador, el periodo del sonido parece más
largo que el original. Su longitud de ondas también se ve más larga que la original.
La frecuencia parece disminuir y el sonido es más grave.
- Si la fuente de sonido se acerca al observador, el periodo del sonido parece más
corto que el original. Su longitud de ondas también se ve más corta que la original.
La frecuencia parece aumentar y el sonido es más agudo.
Podemos ahora mirar las Figuras 8c y 8d, que corresponden respectivamente a esas dos
situaciones.
Figura 8c. Si la fuente de sonido se aleja
Figura 8d. Si la fuente de sonido se acerca
Aquí podemos comparar los periodos T y T0, y tener una manera sencilla de relacionarlas
con V y C.
Los cálculos muestran que ΔT/T = V/C. Sabiendo que λ = CT y Δλ = C ΔT y usando el
cálculo obtenido, se deduce, Δλ/λ = V/C.
Para el caso de la luz la situación es similar. Su velocidad es mucho más grande que la del
sonido y las longitudes de ondas de la luz visible mucho más cortas, pero las fórmulas
matemáticas son las mismas. Si consideramos una fuente monocromática de luz, solo tiene
una longitud de ondas, y podemos sacar las consecuencias siguientes:
- Si la fuente de luz se aleja del observador, su periodo parece más grande que el
original así como la longitud de ondas: se puede decir que se movió hacia la parte
roja del espectro. Por eso se habla de decalaje hacia el rojo o “corrimiento al rojo”.
- Si la fuente de luz se acerca al observador, su periodo parece más corto que el
original así como la longitud de ondas: se puede decir que se movió hacia la parte
azul del espectro. Por eso de habla de decalaje hacia el azul o “corrimiento al
azul”.
¿Qué pasa cuando se trata de una fuente de luz “compuesta”, tal como la luz blanca? Su
descomposición por un prisma o una red de difracción da un espectro de colores,
constituido por todas las longitudes de ondas; si esa fuente de luz se mueve en relación al
observador, cada una se mueve hacia el lado azul o rojo del espectro.
Miremos ahora a la luz que recibimos de una estrella, tal como el Sol. Su espectro no es
continuo: se pueden observar unas cuantas líneas negras, cuyas longitudes de ondas
corresponden a los elementos que la luz tuvo que atravesar en su viaje hacia el observador.
Podemos ver el mismo espectro si usamos la luz que procede de un planeta ya que es la luz
solar reflejada por la superficie del planeta, jugando el papel de espejo, y podemos
observar cantidad de rayas negras, correspondiendo cada una de ellas a una longitud de
ondas característica.
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Figura 9. Espectro solar
¿Qué pasa si la fuente de luz se mueve en relación al observador? Cada una de las
longitudes de ondas parece modificada y desplazada hacia la parte roja o azul del espectro,
según se esta moviendo hacia el observador o desde el observador. Si nos proponemos
medir este desplazamiento, deberemos usar un espectro muy bien conocido, llamado de
referencia.
El espectro de Saturno
Miremos al espectro tomado en el «Observatoire de Haute Provence» el 24 de julio de
1962. En esa fecha, Saturno se ubicaba casi en oposición al Sol, y el ángulo del plano de su
anillo con la dirección Observador-Saturno era muy pequeño. Su distancia a la Tierra era
1.3×109 km.
Figura 10. Muestra como la rendija del espectroscopio estaba ubicada
En la Figura 10, la rendija pasa por un diámetro del planeta (que puede ser considerado
como el ecuador del planeta) y los dos extremos de sus anillos. Así, permite obtener 3
bandas en una misma imagen. En la parte mediana, la banda más ancha es el espectro de la
luz que nos devuelve el globo de Saturno. A sus lados aparecen los espectros de las
extremidades de sus anillos. Por fin aparece un espectro de comparación, con las muy bien
conocidas rayas de emisión del hierro, sacado con el mismo espectroscopio: permitirá
conocer fácilmente cada longitud de onda. Se dan algunas de esas longitudes de ondas.
Como se puede apreciar, las líneas de los tres espectros se ven inclinadas, y no las del
espectro de referencia del hierro. Eso lo explica el efecto Doppler-Fizeau y el movimiento
radial de cada punto, considerado como un espejo que refleja la luz del Sol.
La esfera de Saturno esta girando alrededor de su eje, de tal manera que una parte de su
ecuador se acerca a nosotros, mientras otra parte se aleja, cada uno de esos puntos
moviéndose con distinta velocidad radial, relativamente a nosotros, ubicados en la Tierra.
Los anillos también se mueven alrededor del planeta, pero cada uno de las rocas que los
constituye se mueve con una velocidad distinta. Para usar las formulas del efecto Doppler-
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Fizeau, se entiende fácilmente que tendremos que usar la velocidad radial de cada fuente
de luz
Figura 11. Vista superior de Saturno y sus anillos
¡Cuidado!
Esos objetos actúan como espejos para la luz solar. Si tal espejo se mueve en relación a
nosotros con cierta velocidad radial Vr, la imagen que proporciona del Sol parece moverse
con una velocidad doble 2Vr. Así, el valor que podremos incluir en las formulas del efecto
Doppler-Fizeau deberá ser V=2Vr.
• Información complementaria:
Radio de Saturno: R = 6,04×104 Km.
Cálculo de la velocidad y periodo de rotación de Saturno usando su
espectro
Se nota claramente que las líneas del espectro de la esfera de Saturno están inclinadas y
paralelas mientras que las del espectro de referencia no lo están. Esta inclinación se debe al
movimiento de rotación del planeta. Un extremo del ecuador del planeta se acerca al
observador (con una velocidad relativa a la que daremos el valor negativo -Vr) mientras el
otro se aleja (con una velocidad a la que daremos el valor positivo Vr). Para el primero, y
según lo que vimos sobre el efecto Doppler-Fizeau (sin olvidar que la velocidad V usada
en la formula debe estar multiplicada por 2), la longitud de onda observada λob1 parece
más corta que su valor en reposo λe:
(λob1 - λe) / λe = - 2Vr / C
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Para el segundo, parece más larga:
(λob2 - λe) / λe = + 2Vr / C
(Nota: Para cualquier otro punto del ecuador del planeta se puede realizar un
razonamiento similar, usando como velocidad relativa su valor radial, obtenido
proyectando el vector velocidad sobre la dirección observador-planeta. Resulta así que
las líneas están inclinadas y siguen una recta).
Nos proponemos calcular la velocidad de rotación de los puntos situados sobre el ecuador
de Saturno. Para ganar precisión, estudiaremos los dos puntos extremos del diámetro, cuya
velocidad radial es mayor, y usaremos las formulas del efecto Doppler-Fizeau. Restando
las dos formulas anteriores se puede obtener:
(λob2 - λob1) / λ e = + 4Vr / C
de donde despejando la velocidad de rotación se tiene
Vr = C. ( λob2 - λob1) / 4λ e
Debemos ahora determinar sobre el espectro de la figura 13 los valores de λob1 λob2 y λe.
Primero, usando dos líneas del espectro de referencia y midiendo su distancia en la
fotografía, se determina la escala de la fotografía (por ejemplo en ángstrom por milímetro:
medimos 95,0 mm entre las líneas 4494,57 Å y 4466,54 Å. El calculo da para la escala:
28,03/95=0,295 Å /mm
Midiendo la diferencia entre las abscisas de los puntos extremos de una misma línea del
espectro se encuentran 2,0 mm, o sea ( λob2 - λob1) = 0,59 Å.
Para λ e tomaremos un valor mediano como 4480 Å, y podremos encontrar un valor
aproximado: Vr = 3.108 0,59/(4 . 4480) = 9,9.103 m/s o sea aproximadamente 10 km/s
Para deducir el periodo de rotación P del planeta Saturno, usaremos la velocidad de
rotación calculada y el radio del planeta R = 6,04. 104 km. Sabemos que 2.π.R = Vr. P y
en consecuencia podemos deducir
P = 2.π.R / Vr
esto es P = 3,79. 104 s, es decir P = 10h 32min (El valor actualmente aceptado es 10h
14min)
Cálculo de la velocidad y periodo de rotación de los anillos de Saturno
usando su espectro
Basta con observar las líneas del espectro de los anillos para ver, aplicando aquí también
las relaciones del efecto Doppler-Fizeau, que la parte interior del anillo gira mas
rápidamente que la exterior, por lo tanto los anillos no se comportan como un cuerpo
sólido.
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Aplicando el mismo razonamiento que hicimos para la rotación del planeta, calcularemos
la velocidad de la parte exterior del anillo. Considerando los dos extremos de una línea del
espectro correspondiente al anillo, da una diferencia entre las abscisas de unos 3,5 mm.
Haciendo un cálculo similar al anterior apartado, obtenemos una velocidad: Vr’ = 17,5
Km./s
En la fotografía de la figura 13, se puede comparar el diámetro de la esfera de Saturno y el
diámetro externo del anillo: miden respectivamente 23 mm y 54 mm. Conociendo el valor
del radio de Saturno R = 6,04. 104 Km., se puede calcular el radio externo Rmax del anillo:
Rmax = 54 . R / 23 o sea aproximadamente Rmax = 1,42. 105 Km.
El periodo de rotación del borde exterior de los anillos se calcula como en el caso del
planeta. Se obtiene: P’ = 2.π.Rmax / Vr’ o sea P’ = 14h 09min
Cálculo de la masa y la densidad de Saturno usando las leyes de Newton
Partiendo de los resultados anteriores y de las leyes de Newton, se puede estimar el valor
de la masa Ms de Saturno. Aplicando la ley de Newton a una piedra de masa m circulando
con velocidad V’ en la parte más exterior del anillo a la distancia Rmax del centro del
planeta, se puede escribir, siendo G la constante de la Gravitación Universal, G = 6,67.10-11:
M. V’2 / Rmax = G. Ms . m / Rmax2
donde simplificando se deduce la masa de Saturno:
Ms = V’2 . Rmax / G
Sustituyendo los valores calculados antes para la velocidad y el radio máximo de la parte
más exterior del anillo se obtiene Ms = 6,5 . 1026 kg (El valor actualmente aceptado es
5,7 . 1026 kg)
Para calcular la densidad de Saturno se necesita conocer masa y volumen del cuerpo.
Conociendo el radio R de Saturno, se puede calcular su volumen Vs
Vs = 4 . π . R3 / 3
Se calcula entonces su densidad: d = Ms / Vs = 0.70. Y así se confirma que Saturno podría
flotar sobre el agua, siempre y cuando se consiga un “lago” bastante grande para recibirlo.
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Figura 12. Espectro del planeta Saturno y sus anillos (Observatoire de Haute Provence)
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Figura 13. Detalle de la figura anterior. Espectro del planeta Saturno y sus anillos (Observatoire de Haute
Provence, 24/07/1962)
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Material adicional
•
Berthomieu, F., Ros, R.M., About Saturn's Rings and its Spectrum, Proceedings of
10th EAAE International Summer School, 11, 38, Barcelona, 2006.
• Ros, R.M., Viñuales, E., Saurina, C., Astronomía: Fotografía y Telescopio, Mira
Editores. Zaragoza, 1993.
• Se pueden obtener imágenes originales del espectro:
http://www.ac-nice.fr/clea/CleaCommande.html
• Se pueden conseguir otros documentos útiles en:
http://www.csic.es/astrosecundaria
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